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Clasificación Estelar (Espectral & Luminosa)

04 Nov

El tipo espectral (Sistema Harvard de Clasificación Espectral) es en astronomía, una clasificación de las estrellas en función de sus características espectrales. Gracias a la ionización de la fotosfera de cada estrella, se da una medida de su temperatura y de la luz que emite que es analizada mediante división por una red de difracción, subdividiendo los fotones entrantes en un espectro que presenta un arco iris intercalado con líneas de absorción, cada línea indica cierto ion de un elemento químico. Saber el tipo espectral de una estrella nos permite conocer su temperatura, su luminosidad y su color, todo ello nos ayuda a su vez para saber la distancia, la masa y otras características importantes de la estrella, además de su entorno y posible evolución.

Las estrellas más brillantes muestran líneas de helio (He) y de varios elementos pesados ionizados. En las más frías en cambio, no se ven las líneas de helio (He) pero sí otras muchas de átomos y moléculas. A pesar de estas diferencias de intensidad en las líneas de absorción, la composición química es muy similar en la mayoría (o casi todas) de las estrellas. Sin duda, el elemento más importante y abundante en las estrellas es el hidrógeno (H). La energía mínima para ionizar el átomo de hidrógeno desde su estado base es de 13.6 eV.

Clasificación estelar Harvard por tipo espectral.

Clase O.
Temperatura superficial (Kelvin): ≥ 33.000 K.
Color convencional: Azul.
Color aparente: Azul.
Masa (Masas Solares): ≥ 16 M☉
Radio (Radio Solar): ≥ 6.6 R☉
Luminosidad (Bolométrica): ≥ 30.000 L☉
Líneas de Hidrógeno: Débil.
Líneas de Absorción: Nitrógeno, Carbono, Helio y Oxígeno.
Fracción de Secuencia Principal (%): ~ 0.00003%.

Clase B.
Temperatura superficial (Kelvin): 10.000 – 33.000 K.
Color convencional: Blancoazulado
Color aparente: Blancoazulado
Masa (Masas Solares): 2.1 – 16 M☉
Radio (Radio Solar): 1.8 – 6.6 R☉
Luminosidad (Bolométrica): 25 – 30.000 L☉
Líneas de Hidrógeno: Medio.
Líneas de Absorción: Helio, Hidrógeno.
Fracción de Secuencia Principal (%): 0,13%.

Clase A.
Temperatura superficial (Kelvin): 7.500 – 10.000 K.
Color convencional: Blanco.
Color aparente: Blancoazulado.
Masa (Masas Solares): 1.4 – 2.1 M☉
Radio (Radio Solar): 1.4 – 1.8 R☉
Luminosidad (Bolométrica): 5 – 25 L☉
Líneas de Hidrógeno: Fuerte.
Líneas de Absorción: Hidrógeno.
Fracción de Secuencia Principal (%): 0,6%.

Clase F.
Temperatura superficial (Kelvin): 6.000 – 7.500 K.
Color convencional: Blanco amarillento.
Color aparente: Blanco.
Masa (Masas Solares): 1.04 – 1.4 M☉
Radio (Radio Solar): 1.15 – 1.4 R☉
Luminosidad (Bolométrica): 1.5 – 5 L☉
Líneas de Hidrógeno: Medio.
Líneas de Absorción: Hierro, Titanio, Calcio, Estroncio y Magnesio.
Fracción de Secuencia Principal (%): 3%.

Clase G.
Temperatura superficial (Kelvin): 5.200 – 6.000 K.
Color convencional: Amarillo.
Color aparente: Blanco amarillento.
Masa (Masas Solares): 0.8 – 1.04 M☉
Radio (Radio Solar): 0.96 – 1.15 R☉
Luminosidad (Bolométrica): 0.6 – 1.5 L☉
Líneas de Hidrógeno: Débil.
Líneas de Absorción: Calcio, Helio, Hidrógeno y Metales.
Fracción de Secuencia Principal (%): 7,6%.

Clase K.
Temperatura superficial (Kelvin): 3.700 – 5.200 K.
Color convencional: Naranja.
Color aparente: Amarillo anaranjado.
Masa (Masas Solares): 0.45 – 0.8 M☉
Radio (Radio Solar): 0.7 – 0.96 R☉
Luminosidad (Bolométrica): 0.08 – 0.6 L☉
Líneas de Hidrógeno: Muy débil.
Líneas de Absorción: Metales y Óxido de Titanio.
Fracción de Secuencia Principal (%): 12,1%.

Clase M.
Temperatura superficial (Kelvin): 2.000 – 3.700 K.
Color convencional: Rojo.
Color aparente: Rojo anaranjado.
Masa (Masas Solares): ≤ 0.45 M☉
Radio (Radio Solar): ≤ 0.7 R☉
Luminosidad (Bolométrica): ≤ 0.08 L☉
Líneas de Hidrógeno: Muy débil.
Líneas de Absorción: Metales y Óxido de Titanio.
Fracción de Secuencia Principal (%): 76,45%.

Clase L.
Temperatura superficial (Kelvin): 1.300 – 2.000 K.
Color convencional: Púrpura rojizo.
Color aparente: Púrpura.
Masa (Masas Solares): Sin datos.
Radio (Radio Solar): Sin datos.
Luminosidad (Bolométrica): Sin datos.
Líneas de Hidrógeno: Débil en extremo.
Líneas de Absorción: Hidruros Metálicos y Metales Alcalinos
Fracción de Secuencia Principal (%): ≥ 100.00%.

Clase T.
Temperatura superficial (Kelvin): 600 – 1.300 K
Color convencional: Marrón.
Color aparente: Púrpura rojizo.
Masa (Masas Solares): Sin datos.
Radio (Radio Solar): Sin datos.
Luminosidad (Bolométrica): Sin datos.
Líneas de Hidrógeno: Débil en extremo.
Líneas de Absorción: Metano.
Fracción de Secuencia Principal (%): ≥ 100.00%.

Clase Y.
Temperatura superficial (Kelvin): ≤ 600 K
Color convencional: Marrón oscuro.
Color aparente: Marrón.
Masa (Masas Solares): Sin datos.
Radio (Radio Solar): Sin datos.
Luminosidad (Bolométrica): Sin datos.
Líneas de Hidrógeno: Débil en extremo.
Líneas de Absorción: Posiblemente Amoníaco o también Agua y Metano
Fracción de Secuencia Principal (%):≥ 100.00%.

  • Kelvin: ºC + 273,15. 1K= -272,15 ºC.
  • Masa Solar: M☉= (1.9855 ± 0,00025) x 1030 Kg.
  • Radio Solar: R☉ = 6,955 x 108 m = 0,0046491 UA.
  • Luminosidad Solar: L☉ = 3,826 x 1026 W.
Los tipos espectrales (L, T, Y) corresponden a diversas clases muy distintas de estrellas y de las que aún desconocemos la mayor parte de su información, al igual que ocurre con (W, C, D). Vamos a ampliar a continuación la información relativa a estos seis poco conocidos tipos espectrales.
  • W: Estrellas de Wolf-Rayet. Son estrellas superluminosas que muestran grandes cantidades de helio (He) y con una temperatura superior a los 70.000 K. Se considera que son grandes supergigantes en el final de sus vidas con su capa de hidrógeno exterior expulsada por el fuerte viento estelar causado a tan altas temperaturas.
  • L: Enanas marrones. Estrellas frías (1.300 – 2.000 K) con masa insuficiente para desarrollar reacciones nucleares, conservando íntegramente su cantidad de litio (Li).
  • T: Estrellas T Tauri. Estrellas frías y de baja masa (600 – 1.300 K) que aún no han entrado en la secuencia principal. Se encuentran cerca de nubes moleculares y se identifican por su variabilidad estelar y la presencia de líneas intensas en su cromosfera.
  • Y: Enanas marrones ultrafrías. Este tipo espectral se ha propuesto para enanas marrones que son sustancialmente más frías que las de tipo T y poseen diferente espectro. Se trataría de objetos estelares muy poco conocidos y con baja temperatura (≤ 600 K).
  • C: Estrellas de carbono. Se subdividen en otros tres tipos (R, N, S). Se trata de gigantes rojas en el final de sus vidas. En estas estrellas, la abundancia de carbono (C) se debe principalmente a la fusión de helio (He) en su interior (Proceso Triple Alfa).
  • D: Enanas blancas. La mayoría de las estrellas terminan su vida perteneciendo a este tipo (Sirio B).

Ejemplos de estrellas por tipo espectral:

  • Clase O: HDE 319718, Tau Canis Majoris, Alpha Camelopardalis.
  • Clase B: Achernar, Regulus, Rigel, Spica.
  • Clase A: Sirius, Deneb, Altair, Vega.
  • Clase F: Canopus, Polaris, Procyon.
  • Clase G: Sol, Alfa Centauri A, Capella.
  • Clase K: Arturo, Aldebarán, Alpha Centauri B.
  • Clase M: VY Canis Majoris, Betelgeuse, Antares, Próxima Centauri.
  • Clase W: R136a1.
  • Clase L: VW Hyi, V838 Monocerotis.
  • Clase T: SIMP 0136, Epsilon Indi Ba.
  • Clase Y: ULAS J133553.45+113005.2.
  • Clase C: R Leporis (Estrella Carmesí de Hind).
  • Clase D: Sirio B.

La Clasificación de Harvard por tipo espectral no determina únicamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades completamente distintas. Para clasificar dichos tipos de luminosidad se definió en 1940 el sistema de clasificación espectral Yerkes (MKK system), que es bidimensional (Temperatura y luminosidad). Ambos sistemas de clasificación son totalmente complementarios, para dar así el tipo de espectro completo de una estrella. Las clases de luminosidad no se deben confundir con las fases evolutivas de una estrella. Cabe destacar que aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como nuestro Sol.

Clasificación espectral Yerkes (Temperatura & Luminosidad):

0 Hipergigantes: Estrellas con una masa y luminosidad enormes, dichas estrellas  muestran signos de un alto porcentaje de pérdida de masa. VY Canis Majoris (espectro M3 – M5e Ia).

I Supergigantes: Enormes estrellas que debido a su gran masa, consumen energía a un altísimo ritmo, lo que hace que tengan una vida muy corta.

  • Ia-0 Hipergigantes o Supergigantes extremadamente luminosas: Eta Carinae (espectro peculiar).
  • Ia Supergigantes luminosas: Deneb (espectro A2Ia).
  • Iab Supergigantes de luminosidad intermedia: Betelgeuse (espectro M2Iab).
  • Ib Supergigantes menos luminosas.

II Gigantes luminosas: Son estrellas cuyas características son intermedias entre las de una estrella gigante y las de una estrella supergigante.

  • IIa: β Scuti (HD 173764) (espectro G4 IIa).
  • IIab: HR 8752 (espectro G0Iab).
  • IIb: HR 6902 (espectro G9 IIb).

III Gigantes: Una estrella se convierte en gigante cuando se ha agotado todo el hidrógeno disponible para la fusión en su núcleo, y como resultado de ello, ha abandonado la secuencia principal.

  • IIIa: ρ Persei (espectro M4 IIIa).
  • IIIab: δ Reticuli (espectro M2 IIIab).
  • IIIb: Pólux (espectro K2 IIIb).

IV Subgigantes: Las estrellas subgigantes han terminado la fusión del hidrógeno en sus núcleos. En esta etapa, si los astros tienen una masa solar, el centro se contrae, provocando que su temperatura aumente lo suficiente como para trasladar la fase de fusión de hidrógeno a una capa que rodea el núcleo, por consiguiente, la estrella se expande.

  • IVa: ε Reticuli (espectro K1-2 IVa-III).
  • IVab.
  • IVb: HR 672 A (espectro G0.5 IVb).

V Estrellas de secuencia principal: La secuencia principal es la fase en que una estrella quema hidrógeno en su núcleo mediante fusión nuclear. Una vez instalada en la secuencia principal la estrella se compone de un núcleo donde tiene lugar la fusión del hidrógeno al helio y un manto que transmite la energía generada hacia la superficie. La mayor parte de las estrellas pasan el 90% de su vida, aproximadamente, en la secuencia principal.

  • Va: AD Leonis (espectro M4Vae).
  • Vab.
  • Vb: 85 Pegasi A (espectro G5 Vb).
  • Vz: LH10:3102 (espectro O7 Vz), localizada en la Gran Nube de Magallanes.

VI Subenanas: Las subenanas se representan normalmente con “sd” o “esd” antes del tipo espectral. Las estrellas subenanas son estrellas con una luminosidad 1,5 a 2 magnitudes por debajo de las estrellas de la secuencia principal con el mismo tipo espectral, debido a que tienen menor metalicidad que estas últimas.

  • sd: SSSPM J1930-4311 (espectro sdM7).
  • esd: APMPM J0559-2903 (espectro esdM7).

VII Enanas blancas (Infrecuentes): Las enanas blancas se representan normalmente con “wD” o “WD” delante del tipo espectral. Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear.

Clasificación estelar Morgan-Keenan (Ilustración):

Nota: Este post sirve también como útil complemento a otras dos entradas publicadas anteriormente en este mismo blog:

Estrellas I 

Estrellas II 

Fuentes: Wikipedia, Introducción a CTE II (2011), Enciclopedia Cosmos, elaboración propia.

 
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Publicado por en 4 noviembre, 2012 en Astronomía, Cultura

 

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